Veranderlijke ster
Een veranderlijke ster is een ster die soms helderder of zwakker is. De meeste sterren hebben slechts zeer kleine verschillen in helderheid, zoals de zon. Maar sommige sterren kunnen enorm variëren.
Er zijn over het algemeen twee soorten variabele sterren:
Cepheïde L Carinae
Intrinsieke variabele sterren
Er zijn een aantal verschillende soorten variabele sterren.
- Intrinsieke variabele sterren: variatie veroorzaakt door veranderingen in de fysische eigenschappen van de sterren zelf. Drie subgroepen:
- Pulserende variabelen: sterren waarvan de straal uitzet en inkrimpt als onderdeel van hun natuurlijke evolutionaire verouderingsproces.
- Eruptieve variabelen: sterren die uitbarstingen op hun oppervlak meemaken, zoals fakkels of massa-ejecties.
- Cataclysmische of explosieve variabelen: sterren die een cataclysmische verandering ondergaan, zoals novae en supernovae.
Pulserende variabelen
cepheïden en cepheïde-achtige
- Tot de klassieke cepheïden behoren: Eta Aquilae, Zeta Geminorum, Beta Doradus, RT Aurigae, Polaris en de naamgenoot Delta Cephei. De Poolster is de dichtstbijzijnde klassieke cepheïde, maar deze heeft vele eigenaardigheden en zijn afstand is niet zeker.
- Type II Cepheïden omvatten: W Virginis en BL Herculis.
- Dwergcepheïden zijn onder andere: Delta Scuti, SX Phoenicis.
- RR Lyrae-variabelen. Zeer algemeen, gebruikt als absolute kaarsen in bolvormige sterrenhopen. RR Lyrae
Lange periode en semi-regelmatig
- Mira. Typisch een klasse sterren met een pulsatieperiode van meer dan 100 dagen. Het zijn rode reuzensterren in een zeer laat stadium van sterevolutie. Zij zullen hun buitenste omhulsel als planetaire nevels uitstoten en binnen enkele miljoenen jaren witte dwergen worden.
Eruptieve variabelen
Protostars
Protostars zijn jonge objecten die het proces van samentrekking van een gasnevel tot een echte ster nog niet hebben voltooid. De meeste protosterren vertonen onregelmatige helderheidsvariaties.
Reuzen en superreuzen
Grote sterren verliezen relatief gemakkelijk hun materie. Variabiliteit als gevolg van uitbarstingen en massaverlies komt vrij vaak voor bij reuzen en superreuzen.
Cataclysmische of explosieve sterren
Supernovae zijn de meest dramatische gebeurtenissen in het heelal. Een supernova kan evenveel energie uitstralen als een heel sterrenstelsel en wordt meer dan 20 magnitudes helderder (meer dan honderd miljoen keer helderder). Supernovae ontstaan door de dood van een extreem massieve ster, vele malen zwaarder dan de zon.
De supernova-explosie wordt veroorzaakt doordat een witte dwerg of de kern van een ster een bepaalde massa/dichtheidsgrens bereikt, de Chandrasekhar-grens. Dan stort de ster in een fractie van een seconde in elkaar. Deze ineenstorting "stuitert" en zorgt ervoor dat de ster explodeert en een enorme hoeveelheid energie uitstoot.
De buitenste lagen van deze sterren worden weggeblazen met snelheden van vele duizenden kilometers per uur. De uitgestoten materie kan nevels vormen die supernovaresten worden genoemd. Een bekend voorbeeld van zo'n nevel is de Krabnevel, een overblijfsel van een supernova die in 1054 in China en Noord-Amerika werd waargenomen. De kern van de ster of de witte dwerg kan een neutronenster worden (meestal een pulsar) of volledig uit elkaar vallen tijdens de explosie.
Een supernova kan ook ontstaan door massaoverdracht op een witte dwerg van een begeleider in een dubbelstersysteem. De invallende materie duwt de witte dwerg over de Chandrasekhar-limiet. De absolute helderheid van dit type supernova kan worden berekend uit de lichtkromme, zodat deze explosies kunnen worden gebruikt om de afstand tot andere sterrenstelsels vast te stellen. Een van de meest bestudeerde supernovae is SN 1987A in de Grote Magelhaense Wolk.
Intrinsieke variabele types in het Hertzsprung-Russell-diagram
